Бета Лиры

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Версия для печати больше не поддерживается и может содержать ошибки обработки. Обновите закладки браузера и используйте вместо этого функцию печати браузера по умолчанию.
Бета Лиры A/B
Звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 18ч 50м 4,80с
Склонение +33° 21′ 46,00″
Расстояние 900 св. лет (270 пк)
Видимая звёздная величина (V) 3,52 (3,4–4,3)
Созвездие Лира
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −19,2 км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение 1,10 mas в год
 • склонение −4,46 mas в год
Параллакс (π) 3,70 ± 0,52 mas
Абсолютная звёздная величина (V) −3,91
Спектральные характеристики
Спектральный класс B7Ve/A8Vp
Показатель цвета
 • B−V 0,00
 • U−B −0,56
Переменность β Lyr
Физические характеристики
Масса 13,16(30)/2,97(20) M⊙
Радиус 6,0(2)/15,2(2) R⊙
Возраст 23 млн лет
Температура 30 000/13 000 K
Светимость 26 300/6500 L⊙
Металличность 0,49[1]
Вращение 0 км/с[2]
Коды в каталогах
Шелиак, 10 Lyr, HR 7106, BD+33°3223, HD 174638, SAO 67451, AAVSO 1846+33, FK5 705, HIP 92420
β Lyr
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

Бе́та Ли́ры (Шелиа́к; β Lyr / β Lyrae) — яркая затменная переменная звезда в созвездии Лиры. Блеск этой звезды изменяется от +3,4m до +4,3m c периодом 12,9 дня. Период постепенно увеличивается (на 19 секунд в год), что связано с потерей вещества в окружающее пространство и перетоком с одной звезды на другую. Переменность этой звезды открыл Джон Гудрайк в 1784 году. Её собственное название Шелиак произошло от арабского الشلياق, что означает «черепаха» или «арфа».

Бета Лиры стала прототипом целого класса переменных звёзд — затменных двойных типа β Lyr. Это двойные звёзды, чьи компоненты так близки, что деформируются взаимной гравитацией и приобретают яйцеобразную форму[3].

Бета Лиры состоит из компонентов: тройной звездной системы (обозначенной бета-лиры А) вместе с двумя одиночными звездными компаньонами (Бета Лиры В и С). Компоненты B и C расширенной системы, обозначаемой WDS J18501 + 3322, имеющей дополнительные компоненты, обозначаемые WDS J18501 + 3322D, E и F[4][5][6][7][8][9]. Бета Лиры А состоит из затменной двойной пары (Бета-Лиры Aa) и одиночной звезды (Бета Лиры Ab). Два компонента пары сами называются Шелиак Aа1 (официальное название Sheliak, — традиционное название системы[10]) и Аа2.

Общие сведения

Художественная анимация показывает, как изменяется светимость в тесных двойных системах при их вращении вокруг общего центра масс
Анимированное изображение Бета Лиры полученное инфракрасным интерферометром CHARA

Система Бета Лиры Aа1 состоит из двух звёзд главной последовательности — это бело-голубая звезда спектрального класса B7V (примерно в 26 тыс. раз ярче Солнца, это более яркий компонент) и белая звезда спектрального класса A8V или более позднего класса B (бо́льшего размера, но менее яркая, в 6500 раз ярче Солнца). Орбитальной расстояние между ними около 40 млн км.

В этой системе происходит перетекание газа с одной звезды на другую, поскольку одна из них — называемая звездой-донором — в процессе звёздной эволюции из=за раздувания уже заполнила свою полость Роша. Поток перетекающего на вторую звезду газа образует аккреционный диск вокруг неё, светимость которого оценивается в 20 % от общей светимости системы. Вся система двух звёзд окутана общей газовой оболочкой, вещество которой непрерывно истекает в межзвёздное пространство.

При рождении этой пары звезда-донор была более массивной, поэтому эволюционировала быстрее и раньше достигла стадии гиганта, заполнила свою полость Роша и начала отдавать вещество через окрестности точки Лагранжа L1 своему спутнику. В результате сейчас масса этой звезды — всего лишь около 3 солнечных, а её компаньон увеличился в массе до 13 солнечных масс.

Система относительно близка к Солнцу (по последним данным 314±17 парсек), соответственно, компоненты системы можно разрешить с помощью интерферометров[11].

В 2008 году интерферометрическими наблюдениями в ближнем инфракрасном диапазоне были получены изображения главного компонента и аккреционного диска вторичного компонента (см. видео); также эти наблюдения позволили более точно определить элементы орбиты[10].

Переменность звезды

Кривая блеска звезды β Лиры. Более глубокий минимум (4,4m) наблюдается, когда большая тусклая звезда затмевает маленькую яркую; второй минимум (3,8m) происходит через 6,5 дней, когда маленькая звезда затмевает часть большой.

Изменение блеска звезды открыл в 1784 году британский астрономом-любитель Гудрайк[10].

Луч зрения земного наблюдателя почти лежит в плоскости орбиты этой системы, поэтому две звезды системы периодически затмевают друг друга. В результате блеск β Лиры A периодически изменяет свою наблюдаемую звёздную величину от приблизительно +3,2 до +4,4 с периодом 12,9414 дней — орбитальным периодом. Эта двойная звезда является прототипом класса эллипсоидальных тесных затменных переменных звёзд[12].

Изменение блеска в фазах между минимумами блеска происходит медленно. Это объясняется тем, что звёзды в паре вытянуты вдоль их соединяющей оси из-за приливных сил, поэтому площадь излучающей поверхности по направлению луча зрения изменяется.

Два компонента находятся настолько близко по угловому расстоянию друг к другу, что их невозможно разрешить с помощью обычных оптических телескопов. В 2008 году звезда-донор и аккреционный диск звезды-акцептора были разрешены и отображены с помощью интерферометра CHARA и Мичиганского инфракрасного совмещённого лазера (MIRC) в ближней инфракрасной области спектра H, что позволяет по наблюдениям вычислить элементы орбиты.

Кроме изменений блеска с орбитальным периодом наблюдаются меньшие и более медленные изменения яркости. Предполагается, что они вызваны изменениями аккреционного диска сопровождающейся изменением профиля и интенсивности спектральных линий, в частности эмиссионных линий. Эти колебания блеска не совсем регулярные, но наблюдается некоторая периодичность с периодом 282 дня[13].

Компоненты системы

Название Прямое
восхождение		 Склонение Видимая
звёздная
величина		 Спектральный
класс
β Лиры B (HD 174664)[14] 18ч 50м 06,7053с +33° 21′ 06,678″ 7,13 B5V
β Лиры C (HD 174639)[14] 18+50+01,2 +33° 21′ 26″ B2
β Лиры D (BD+33 3223D)[14] 18+50+09,4 +33° 22′ 09″ 15,15
β Лиры E (BD+33 3222)[14] 18ч 50м 01,1654с +33° 22′ 34,957″ 10,5 G5
β Лиры F (BD+33 3225)[14] 18ч 50м 06,6524с +33° 23′ 07,211″ 10,6 G5

В системе также имеется третья звезда — β Лиры B на узловом расстоянии 45,7 угловых секунд от главной пары β Лиры Aa и β Лиры Ab. Это звезда спектрального класса B5V с видимой звёздной величиной +7,2m, то есть её можно легко рассмотреть в бинокль. Её светимость в 80 раз больше солнечной и она является спектроскопической двойной звездой с орбитальным периодом 4,34 дня.

Также рядом с этими тремя звёздами видны другие звезды, чьи параметры приведены в таблице[15]. Вероятно, все эти звёзды являются оптически кратными.

Примечания

  1. ↑ Balachandran S., Lambert D. L., Tomkin J., Parthasarathy M. The chemical composition of algol systems - III. Beta Lyrae-nucleosynthesis revealed (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 1986. — Vol. 219, Iss. 3. — P. 479—494. — 16 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/219.3.479
  2. ↑ Abt H. A., Levato H., Grosso M. Rotational Velocities of B Stars (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2002. — Vol. 573, Iss. 1. — P. 359–365. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/340590
  3. ↑ Sheliak Архивная копия от 7 ноября 2012 на Wayback Machine (Stars, Jim Kaler)" (англ.)
  4. ↑ "bet Lyr -- Eclipsing binary of beta Lyr type", SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 18 апреля 2016, Дата обращения: 6 июля 2018. Источник. Дата обращения: 21 апреля 2020. Архивировано 18 апреля 2016 года.
  5. ↑ "bet Lyr B -- Star", SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 2 августа 2018, Дата обращения: 6 июля 2018. Источник. Дата обращения: 21 апреля 2020. Архивировано 2 августа 2018 года.
  6. ↑ "bet Lyr C -- Star", SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 2 августа 2018, Дата обращения: 6 июля 2018. Источник. Дата обращения: 21 апреля 2020. Архивировано 2 августа 2018 года.
  7. ↑ "UCAC3 247-141831 -- Star", SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 2 августа 2018, Дата обращения: 6 июля 2018. Источник. Дата обращения: 21 апреля 2020. Архивировано 2 августа 2018 года.
  8. ↑ "BD+33 3222 -- Star", SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 2 августа 2018, Дата обращения: 6 июля 2018. Источник. Дата обращения: 21 апреля 2020. Архивировано 2 августа 2018 года.
  9. ↑ "BD+33 3225 -- Star", SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 2 августа 2018, Дата обращения: 6 июля 2018. Источник. Дата обращения: 21 апреля 2020. Архивировано 2 августа 2018 года.
  10. ↑ 1 2 3 Zhao, M.; et al. (September 2008), "First Resolved Images of the Eclipsing and Interacting Binary β Lyrae", The Astrophysical Journal, 684 (2): L95—L98, arXiv:0808.0932, Bibcode:2008ApJ...684L..95Z, doi:10.1086/592146.
  11. ↑ Watching Beta Lyrae Evolve. Дата обращения: 6 августа 2009. Архивировано из оригинала 4 февраля 2012 года. Department of Physics Texas A&M University. (англ.)
  12. ↑ Wilson, Ralph Elmer (1953), "General catalogue of stellar radial velocities", Washington: 0, Bibcode:1953GCRV..C......0W.
  13. ↑ Carrier, F.; Burki, G.; Burnet, M. Search for duplicity in periodic variable Be stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — 2002. — Vol. 385, no. 2. — P. 488. — doi:10.1051/0004-6361:20020174. — Bibcode: 2002A&A...385..488C.
  14. ↑ 1 2 3 4 5 Simbad. Дата обращения: 7 июля 2009. Архивировано 7 июня 2019 года.
  15. ↑ Sheliak Архивная копия от 27 сентября 2007 на Wayback Machine Alcyone ephemeris. (англ.)

Ссылки

Источник — https://ru.wikipedia.org/ruwiki/w/index.php?title=Бета_Лиры&oldid=140156820